Astronomia in Cattedrale - SAIt.it · L’uso di specchi fatti a tasselli per semplificare la...
110
Il ‘900 Fabrizio Mazzucconi Società Astronomica Italiana
Transcript of Astronomia in Cattedrale - SAIt.it · L’uso di specchi fatti a tasselli per semplificare la...
Il ‘900
Fabrizio Mazzucconi
Società Astronomica Italiana
Il ‘900Descrivere in due ore i progressi dell’astronomia, anzi dell’A-
strofisica, nel XX secolo è un compito estremamente difficile,
direi impossibile
La ricerca si è estesa a tutto il mondo e, dal prodotto di una
sintesi o di un’intuizione di un grande genio, si è trasformata
in un mosaico, in cui in tanti aggiungono un piccolo o grande
tassello.
Questo ha portato ad uno sviluppo dell’Astrofisica esponenzia-
le, tanto che attualmente non è più possibile essere aggiorna-
ti in tutti i campi in cui si è suddivisa
17/09/2016 Il '900 2
Il ‘900
Per questo mi limiterò a parlare di pochi argomenti,
quelle che secondo me sono le più importanti con-
quiste del XX secolo, dopo aver inquadrato le due
cose che hanno permesso la grande crescita:
• l’evoluzione degli strumenti
• l’evoluzione di tutte le altre scienze che
nell’Astrofisica trovano una sintesi mirabile
17/09/2016 Il '900 3
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Il più grande telescopio esistente all’inizio
del ‘900 era il rifrattore di Yerkes (102 cm di
diametro e 19 metri di lunghezza)
Questo è il limite a cui può praticamente
giungere uno strumento a lente, per due
motivi:
• Fragilità di una lente, che per funzionare
deve essere «sottile»
• Il peso (notevole) della lente che viene
concentrato in cima allo strumento
17/09/2016 Il '900 4
Ma perché diametri maggiori
Per migliorare le osservazioni occor-
revano diametri maggiori:
• Per aumentare la quantità di ra-
diazione raccolta e quindi osser-
vare oggetti sempre più deboli
• Per migliorare il potere risoluti-
vo delle immagini, che è propor-
zionale alla lunghezza d’onda e
inversamente proporzionale al
diametro del raccoglitore
17/09/2016 Il '900 5
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Mt. Wilson e Mt. Palomar
Nel 1908 viene inaugurato sul
Mt. Wilson un telescopio da
1,50 m, seguito nel 1917 da un
altro rifrattore da 2,50 m
(telescopio Hooker),
che rimase il più grande
telescopio al mondo, fino al
1949, all’entrata in servizio del
telescopio Hale di Mt. Palomar
di 5 metri di diametro
17/09/2016 Il '900 6
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
il dopo Palomar
Nel 1976 la Russia inaugurò nel
Caucaso un telescopio da 6 m
A cui nel 1991 seguì il telescopio da
10 m. Keck delle Hawai.
Oltre questo limite è difficile, e per
quei tempi inutile, andare anche con
i riflettori, perché siamo ai limiti di
quello che ci permetteva l’atmosfera
17/09/2016 Il '900 7
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Entra in gioco lo spazio
In effetti questo parve un’operazio-
ne eccessiva ed inutile, perché nel
1990 fu messo in orbita un telescopio
di ‘soli’ 2,50 m, che nonostante le
difficoltà iniziali, parve subito eclis-
sare qualsiasi telescopio terreste:
Hubble Space Telsecope
I risultati ottenuti da questo stru-
mento hanno rivoluzionato l’Astro-
fisica e fatto pensare seriamente ad
abbandonare l’osservazione da Terra
17/09/2016 Il '900 8
nuove tecniche
L’uso di specchi fatti a tasselli per
semplificare la costruzione del
primario (l’idea è di un italiano
Guido Horn d’Arturo che ne 1952
completo un telescopio di 180 cm
nell’osservatorio di Bologna,
formato da 61 tasselli esagonali)
L’uso di ottiche adattive per com-
pensare le distorsioni introdotte
dall’atmosfera
17/09/2016 Il '900 9
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Nuove tecniche
L’uso dell’interferometria, che per-
mette di abbinare più telescopi come
se fossero uno.
I 4 telescopi da 8,2 m di diametro
ciascuno che formano il VLT del
Cerro Paranal, quando lavorano in
modalità interferometrica simulano
un telescopio di 16 m per la quanti-
tà della luce raccolta e un telescopio
di 100 m per la risoluzione massima
raggiungibile
17/09/2016 Il '900 10
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Lo stato attuale e il futuro
Attualmente la situazione è questa:
Sui 4 m. numero telescopi 12
5 – 6 m. 5 telescopi
8 – 10 m. 10 telescopi + 3 in costr.
Progetti futuristici:
2 telescopi da 50 m.
1 da 100 m. di diametro (OWL)
17/09/2016 Il '900 11
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Ancora lo spazio
Meno noti dell’HST, ma altret-
tanto importanti sono le decine
di altri satelliti che ci hanno
fornito una quantità eccezionale
di informazioni:
Per esempio:
Hipparcos che ci ha fornito la
parallasse (e quindi la distanza)
di 120.000 stelle
Gaia che ha fatto la stessa cosa
per 1 miliardo di stelle
17/09/2016 Il '900 12
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Il resto dello spettro
Ma ulteriori progressi si sono aggiunti quando alle informazioni che la
«luce» ci poteva fornire, si sono aggiunte quelle delle altre regioni
spettrali, a partire dalla radioastronomia.
Nel 1931 un ingegnere della Bell Telephone (Jansky) notò una sorgen-
te di rumore radio a l15 m, avente una periodicità di 23h 56m, tipica delle sorgenti siderali, che sembrava provenire dal centro della Via
Lattea
17/09/2016 Il '900 13
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
I primi risultati
Nel 1937 Reber, osservando alla
lunghezza d’onda di 1,85 m, mise
in evidenza picchi di intensità nel
Sagittario, nel Cigno e in Cassiopea.
Ma la scoperta più importante fu
quella fatta da Penzias e Wilson di
una radiazione (l 7 cm) distribuita in modo isotropo su tutto il cielo,
corrispondente ad una temperatura
di circa 3° K, proprio a quella che
era stata dedotta essere il residuo
del Big Bang
17/09/2016 Il '900 14
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
ALMA – 66 antenne da 12 e 7 m
Ulteriori risultati
Inoltre la radioastronomia ha per-
messo di scoprire enormi nubi di H
monoatomico, invisibile agli stru-
menti ottici, ma rilevabile a 21 cm
per una rara emissione dovuta
all’inversione di spin dell’elettrone.
Questo ha permesso di stilare una
mappa della Galassia, anche per
regioni inaccessibile all’osservazioni
ottiche, in quanto questa radiazione
passa indisturbata attraverso la
polvere interstellare.
17/09/2016 Il '900 15
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Le nubi molecolari
Altro grande risultato della radio-
astronomia è stato la scoperta
delle emissioni di decine di mole-
cole complesse, invisibili ad occhio
nudo, dal radicale ossidrile OH,
fino alla metilammina e all’acido
formico, precursori degli ammino-
acidi, fondamentali per lo svilup-
po della vita
La grande nube molecolare di Orione
17/09/2016 Il '900 16
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Altre scoperte ….
Sempre alla radioastronomia si deve
la scoperta di una serie di nuovi og-
getti, alcuni esotici, altri solo imma-
ginati da fervide menti:
Pulsar
Quasar
Nuclei di galassie radio attivi
17/09/2016 Il '900 17
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Immagine X della Pulsar della VelaEmissione del nucleo attivo di M87
Il ’900 – L’evoluzione degli strumenti
Nelle varie lunghezze d’onda
Altri risultati nuovi e importanti si
sono avuti dalle decine di sonde che
ci hanno mostrato aspetti nuovi
della nostra stella: Il Sole
Oppure dalle sonde che osservavano
nei campi preclusi dall’atmosfera,
come l’X (Chandra), il g e l’infra-rosso, come Spitzer, che ha scoperto
un nuovo anello di Saturno
Che ci hanno permesso di studiare
oggetti già noti con nuove informa-
zioni estremamente importanti
17/09/2016 Il '900 18
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Un altro motivo dell’evoluzione dell’Astrofisica è
da ricercarsi anche nel rapido sviluppo di tutte le
altre scienze, che nell’Astrofisica trovano una
mirabile sintesi.
In poco più di mezzo secolo la Matematica, la
Chimica e soprattutto la Fisica hanno fatto passi
da gigante nella comprensione della struttura
della materia e soprattutto del suo comporta-
mento, anche in condizioni estreme
17/09/2016 Il '900 19
Bunsen
Maxwell
Mendeleev
Planck
17/09/2016 20
La struttura nucleare
Già all’inizio del novecento si sapeva cheun atomo è costituito da un nucleo, concarica positiva, contornato da una nuvoladi elettroni negativi, che bilancianonormalmente la carica del nucleo
Nel 1932 Chadwich provò l’esistenzaall’interno dei nuclei di due tipi diparticelle: i protoni, carichi positivamentee i neutroni senza carica elettrica
+-
-
++
+
-
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 21
Gli elementi più importanti
L’idrogeno (H) è l’atomo più semplice,costituito da un solo protone e unelettrone
L’elemento successivo è l’elio (He), conun nucleo più complesso, costituito dadue protoni, la cui carica è bilanciatadalla presenza di due elettroni nega-tivi.
Per schermare le cariche positive deiprotoni nel nucleo ci sono dei neutroni,normalmente in numero di due.
+
-
+
+
-
-
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Gli altri elementi
Tutti gli altri elementi sono formati da un numero diverso di queste par-
ticelle, ma sempre in modo che la carica positiva nei protoni nucleari sia
esattamente schermata da uno stesso numero di elettroni:
Il numero delle cariche elettriche determina le caratteristiche chimiche
dell’elemento
Il numero delle particelle nucleari (protoni+neutroni) determina il peso e
quindi le caratteristiche fisiche dell’elemento
Isotopi – Ioni -- Trasmutazioni nucleari
Tutti questi cambiamenti sono accompagnati da emissioni o acquisti di
energia
17/09/2016 Il '900 22
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 23
Il neutrino
• Dall’osservazione che: quando un nucleo radioat-tivo emette una particella b ((un elettrone), l’ener-gia perduta dal nucleo non corrisponde a quella dell’elettrone emesso, il quale in media risulta averne circa la metà, mentre il resto sembra svanito.
• Nel 1933 Pauli postulò l’esistenza di una nuovaparticella: il neutrino, senza carica e senza massadi riposo, che quindi non poteva essere rivelato fa-cilmente, ma che si portava via l’energia sparita,sotto forma di energia cinetica.
+
-
n
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
F. MazzucconiEvoluzione stellare
Bethe 1939
+ Elettrone
positivo
- Elettrone
negativo
NeutroneH+ Protone
Nucleo idrogeno
nn
g gg g
Raggio g n Neutrino
H+ H+ H+ H+
H+ H+
D+
D+
He3He3
He4
H+ H+
Scoprì che l’H può
trasformarsi in He
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
F. MazzucconiEvoluzione stellare
Il ciclo p - p
mH = 1,0078 4p+ = 4,0312 He4+ = 4,0026
Dm = 0,0286 (0,7%)
DE = Dm c2
Se si trasforma 1 grammo di H, l’energia emessa è:
DE = 0,007 x 9 1020 = 6,3 1018 erg
Questa reazione è particolarmente sensibile alla temperatura
Dov’è che abbiamo tanto H e temperature elevate?
Nel Sole e nelle altre stelle
L’Astrofisica diviene il laboratorio della Fisica
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
900 - L’evoluzione stellare:
i prerequisti
Occorrerebbe
• Magnitudine apparente e assoluta
• Spettroscopia
• Composizione delle stelle
• Struttura del Sole
• Massa delle stelle
• Curve di Planck
• Legge Stefan-Boltzmann
17/09/2016 Il '900 26
Sirio A e B
Magnitudini apparenti
Nel II° secolo a.C. Ipparco, probabilmente spinto dall’apparizione di una
stella «nova», volle compilare un catalogo delle stelle e per fare questo definì
una scala di luminosità, suddividendole in sei classi: dalle stelle di prima
grandezza a quelle appena visibili ad occhio nudo.
Gli studi sulla fisiologia dell’occhio umano hanno permesso di comprendere
come esso reagisce a stimoli esterni:
m1 – m2 = -2,5 log (I1/I2)
Ove il segno e il coefficiente venivano introdotti per mantenere una certa uniformità con la scala
stabilita da Ipparco
Nel 1908 venne pubblicato un catalogo (Harvard Photometry) contenente
la magnitudine apparente di 45.000 stelle
17/09/2016 Evoluzione stellare 27
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Magnitudine apparente m
Tale grandezza dipende da quattro fatto-
ri: due intrinseci (l’intensità dell’emissione
propria della stella e il suo raggio) e due
esterni (l’assorbimento e la distanza):
• Se S è la luminosità di un cm2 di superficie
stellare, l’emissione totale sarà
L = 4 p r2 S
• Poiché la luminosità viene emessa in tutte
le direzioni, essa si distribuisce su tutta la
sfera, alla distanza d la luminosità sarà:
m = Ld = L / 4 p d2
17/09/2016 Evoluzione stellare 28
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Magnitudine assoluta M
Per avere una misura della luminosità
indipendente dalla distanza si suppone di
portare tutte le stelle alla distanza di 10
parsec e si confrontano le magnitudini così
ottenute M:
Ld /L10 = 100 / d2
log Ld /L10 = 2 – 2 log d
m – M = 5 log d – 5
Modulo della distanza
17/09/2016 Evoluzione stellare 29
1 p
ars
ec –
3,2
6 a
nni lu
ce
U.A.
1 s
ec
Orbita della
Terra
Ld = L / 4 p d2
m1 – m2 = -2,5 log (I1/I2)
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
F. MazzucconiEvoluzione stellare
Confronto fra magnitudine apparente e assoluta
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
17/09/2016 31
Densità media del Sole
Dalle leggi Keplero e di Newton si ricava la massa del Sole
1,991 1033 gr
• Conoscendo il volume e la massa si ha la densità media, che risulta essere
1,41 gr/cm3
di poco superiore a quella dell’acqua
• La misura della densità media del Sole ci da un’informazione importan-
te, un’indicazione molto stringente sulla sua composizione chimica:Una
densità media così bassa, in un corpo tanto grande e quindi con pres-
sioni interne estremamente elevate, ci porta a pensare che tale corpo non
possa essere costituito che dagli elementi più leggeri che esistono in
natura
H e He
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
F. MazzucconiEvoluzione stellare
Massa delle stelle
Il Sole non è l’unica stella di cui pos-
siamo misurare la massa: dopo anni (o
secoli) di osservazioni, si può ottenere
l’orbita apparente di una stella doppia.
e da questa si derivano
i parametri orbitali del sistema:
a = semiasse dell’orbita UA
T = periodo in anni
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
17/09/2016 F. Mazzucconi 33
Il sistema di a Cen
11,6 ua
36 ua
13.000 ua (300 Plutone) = O,24 al
a Cen B
Proxima
?
P=80 anni P=106 anni
Giove
Urano
a Cen A
Il sistema di a Cen
F. MazzucconiEvoluzione stellare
Misura della massa stellare
dalla terza legge di Keplero nella sua formulazione completa
a3 / T2 = G/4p2 (M1 + M2)
se le masse sono espresse in masse solari: G/4p2= 1
a3/T2 = M1 + M2
e dalla legge di Newton
F = G (M1 + M2)/d2
Si può ricavare la massa delle due stelle
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
F. MazzucconiEvoluzione stellare
Eddington: diagramma
Massa/Luminosità
Con la massa, determinata per le
stelle doppie, e la magnitudine
assoluta fu costruito un diagramma
L/M (1919 Hertzspung, poi giusti-
ficata teoricamente nel 1924 da
Eddington)
in cui si scoprì un legame stretto fra
le due grandezze
L = a Mb
Limiti della relazione
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Spettroscopia
Primo passo per superare i limiti
alla conoscenza della fisica e della
chimica dei corpi celesti:
le osservazioni di Fraunhofer 1817
Le tre leggi di Kirchhoff 1859
17/09/2016 Evoluzione stellare 36
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
F. MazzucconiEvoluzione stellare
Gli spettri stellari di Donati (1862)
La Terra, il Sole e le stelle
sono fatte dello stesso materiale!
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
F. MazzucconiEvoluzione stellare
I primi cataloghi (Secchi 1863) - 300 stelle
Basati su caratteristiche morfologiche dello spettro
Colore bianco:-blu Righe molto intense (Sirio, Vega, Altair)
Colore giallo: Moltissime righe, molto sottili (Sole, Capella, Polluce)
Colore arancione: righe ancora più numerose e anche bande molecolari(Betelguese, Aldebaran, Mira)
Colore rosso: Solo bande molecolari (Proxima Cen)
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Cataloghi degli spettri
Nel 1890, usando i soldi della donazione della vedova Draper, fu pub-
blicato a cura di miss Fleming, una collaboratrice di Pickerig, un primo
catalogo di spettri stellari classificati in 17 classi dalla A alla Q, in base
all’intensità delle righe dell’H e del CaII (in effetti le ultime 4 classi
contengono solo righe in emissione).
Un’altra allieva (miss Maury) rilevò una caratteristica importante:
stelle appartenenti alla stessa classe, presentavano righe di aspetto
diverso, normali (a), dai contorni mal definiti (b) o righe particolmente
nette e sottili (c).
Nel 1901 miss Cannon rielaborò il sistema di classificazione, togliendo
alcune classi superflue e operando delle inversioni:
O, B, A, F, G, K, M, R, N, S
17/09/2016 Il '900 39
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
F. MazzucconiEvoluzione stellare
Catalogo Henry Draper
Il primo catalogo, con 1.000 spettri, fu pubblicato nel 1909, nel 1925 uscì il decimo volume
del catalogo Henry Draper con 300.000 spettri.
Il lavoro era importante in quanto si capiva che l’aspetto dello spettro dipendeva soprattutto
dalla temperatura e quindi la classificazione proposta era una classificazione secondo la
temperatura decrescente.
Questo ebbe importanti ripercussioni anche sulle idee di evoluzione stellare.
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
F. MazzucconiEvoluzione stellare
Confronto di spettri
Confrontiamo la stessa regione dello spettro per due stelle dalle caratteristiche diverse, Vega (blu e calda ~ 10.000°K) e il Sole(verde e più freddo ~ 6.000°K)
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
La chimica e la fisica
Queste osservazioni portano a definire le caratteristiche chimiche, ma
anche fisiche, delle stelle, perché la presenza di certe righe ci indica: la
temperatura della superficie stellare, la presenza di determinati elementi
chimici, ma l’aspetto delle righe ci dice anche quali sono le condizioni di
abbondanza degli elementi, nonché la presenza o meno e l’intensità di
campi elettrici e magnetici.
Gli spettri porteranno a definire differenze chimiche nette fra le stelle,
definendo l’esistenza di popolazioni stellari di diversa composizione:
Popolazione I (stelle ricche di metalli)
Popolazione di disco (popolazione intermedia)
Popolazione II (stelle povere di metalli)
17/09/2016 Evoluzione stellare 42
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
La temperatura superficiale
delle stelle
Gli studi di Plank sull’emissione della radia-
zione e la sua distribuzione in lunghezza
d’onda, avranno come conseguenza immediata
la legge di Wien
lm T = 0,2897 cm °K
e quindi la possibilità di definire la temperatu-
ra superficiale dal colore delle stelle
e conoscendo la temperatura possiamo avere
anche una stima del raggio delle stelle
17/09/2016 Evoluzione stellare 43
L = 4 p R2
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
SsT4
Prime idee di evoluzione
stellare
Alla fine dell’800 si pensava, spinti da un’osserva-
zione di Huggins di righe di emissione in nebulose
planetarie (il che presupponeva gas caldo) che le
stelle nascessero dalla contrazione di nebulose
planetarie molto calde, massicce e grandi, per poi
lentamente consumare la propria energia divenen-
do sempre più piccole e fredde.
17/09/2016 Il '900 44
Quindi la classificazione degli spettri rappresentava la linea evolutiva delle
stelle: esse nascevano come luminosissime stelle O-B, per poi passare attra-
verso le fasi intermedie (A, F, G) e finire come piccole stelle rosse (ultimi tipi
spettrali)
Diagramma H/R
Quando furono disponibili un numero
sufficiente di distanze stellari si cercò di
mettere in correlazione la magnitudine
assoluta delle stelle con il loro tipo
spettrale (e quindi la loro temperatura)
Prima Hertzsrung (1905) sotto forma di
tabella e poi Russel (1913) sotto forma
di grafico costruirono quello che poi
venne chiamato il Diagramma H-R
17/09/2016 Il '900 45
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Stelle giganti
Alcuni risultati erano in linea con quanto
aspettato: in effetti la luminosità intrin-
seca diminuiva passando dai «primi tipi
spettrali» agli ultimi, ma dal tipo F in
poi apparivano stella la cui luminosità si
manteneva ai livelli delle stelle di tipo A.
Queste stelle vennero definite «giganti»,
infatti la luminosità di una stella dipen-
de dalla temperatura e dal raggio, ma
uguale tipo spettrale = stessa temperatu-
ra, quindi maggiore luminosità = raggio
maggiore. L = 4 ps R2 T4
17/09/2016 Il '900 46
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Stelle nane
Russel coniò anche il termine
stella «nane» per le stelle dal
tipo G in giù di bassa
luminosità
e riuscì a dimostrare che le
stelle giganti e nane dovevano
avere una massa dello stesso
ordine di grandezza, quindi
che ci dovesse essere una
grande diversità di densità
17/09/2016 Il '900 47
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
H/R di ammasso
Era evidente che la struttura di una
stella, e quindi la sua luminosità,
temperatura e dimensioni sono de-
terminate dalla massa, dall’età e
dalla sua composizione chimica.
Stromgren nel 1933 ebbe l’idea
giusta, se prendiamo i diagrammi
H/R di ammassi stellari, che sono
formati da stelle con la stessa com-
posizione chimica e della stessa età,
potremo capire il rapporto fra
massa e struttura delle stelle
17/09/2016 Il '900 48
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
Pleiadi
H e C Per
NGC
2254
M3
La natura del
diagramma
La scoperta del meccanismo di
produzione dell’energia nelle stelle
permise di calcolare la struttura di
una stella in tempi diversi, per
stelle di diversa massa, e di capire
che il diagramma H/R non rappre-
senta un percorso evolutivo, ma
piuttosto un diagramma di stato, in
cui la densità dei punti in certe
zone rappresenta il tempo in cui le
stelle rimangono nei vari stati.
17/09/2016 Il '900 49
Il ‘900 – L’evoluzione stellare
F. MazzucconiEvoluzione stellare
Durata del Sole
Abbiamo visto che la fusione del-l’H avviene solo se la temperatura supera il milione di gradi, quindi può avvenire naturalmente solo nel nucleo del Sole
Per questo il materiale a disposizione può durare solo per 10 109 y
Ma perché la fusione dell’H non avviene tutta contemporaneamente?
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 51
Le stelle sono troppo fredde…
la temperatura necessaria affinché due atomi di idrogeno nel cuore dellestelle, urtandosi, riescano a superare la barriera Coulombiana è di circa 1010
°K >> Tc del Sole
L’energia con cui si scontrano i nuclei nel centro del Sole è 1000 volte piùbassa di quella necessaria a superare la barriera Coulombiana!
E allora?
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
1928: George Gamow
Effetto tunnel
17/09/2016 52
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 53
Le reazioni sono molto rare
Nel centro del Sole la probabilità che
due protoni urtandosi superino la
barriera è di 10-20, si possono
scontrare due p su 100 miliardi di
miliardi di protoni
La lunga vita delle stelle non è altro
che la manifestazione macroscopica
della vita media dei nuclei
Ricordiamo che solo questo avviene
solo nel nucleo, all’interno di un
raggio pari ad circa il 25% Rʘ
T
106 107 108°K
10-5
10
105
1010
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 54
Fase post-sequenza
Una volta che sia esaurito l’H nel nucleo,
la stella, avendo perso la sua fonte di
energia, ricomincia a contrarsi.
Questa contrazione produce un aumento
della pressione, e quindi della tempe-
ratura interna,
Il nucleo, ormai costituito di He, non
brucia facilmente
Ma immediatamente all’esterno del
nucleo comincia a bruciare l’H
si ha un distacco fra le due zone
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 55
Fase di gigante rossa
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 56
La fine di una
stella come il
Sole
Se la massa è troppo picco-
la, non si raggiungerà mai la
temperatura di bruciamento
dell’He (>108 °K):
L’esterno continua a espan-
dersi e il nucleo a contrarsi
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Non abbiamo guadagnato niente, siamo un’altra volta al
punto di partenza!17/09/2016 57
Fase di
nebulosa
planetaria
La materia che costituiva
l’involucro della stella,
ancora H e He,
si disperde a disposizione per
la formazione di nuove stelle
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 58
Il problema del 5 e dell’8
Nella costruzione dei nuclei degli elementi avevamo adisposizione protoni e neutroni (peso atomico 1) e poi nucleidi He (o particelle a) (peso atomico 4), purtroppo si notache:
vi è un’evidente difficoltà nel creare elementi con peso atomico5 e 8 e questo produce una specie di collo di bottiglia, oltre ilquale non si riesce ad andare
Perchè nessun protone avrà, neanche nel centro di una stella,l’energia sufficiente a superare la barriera coulunbiana di unnucleo, quindi tutto si ferma.
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
In principio Dio creò le radiazioni e la materia primordiale.
La materia primordiale era informe e senza numero e i nuclei si
muovevano all’impazzata sopra la faccia dell’abisso.
E Dio disse:”Sia il numero di massa 2”. E il numero di massa 2 fu.
E Dio vide il deuterio, ed era cosa buona.
E Dio disse: ”Sia il numero di massa 3”. E il numero di massa 3 fu.
E Dio vide il tritio, ed era cosa buona.
E Dio continuò a chiamare numeri finché non arrivò agli elementi
transuranici. Ma quando guardò la propria opera, scoprì che non era cosa
buona. Nell’eccitazione del conteggio, aveva dimenticato di chiamare il
numero di massa 5 e così, naturalmente, non si sarebbero potuti formare
elementi più pesanti.
17/09/2016 59
La soluzione del problema (secondo Gamow)
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Dio rimase molto deluso, e in un primo momento voleva con-
trarre di nuovo l’universo e ricominciare tutto daccapo. Ma
sarebbe stato davvero troppo semplice. Perciò, essendo
onnipotente, Dio decise di correggere il proprio errore in un
modo più complicato.
17/09/2016 60
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
E Dio disse:”Sia Fred Hoyle”. E Hoyle fu. E Dio guardò Hoyle e gli
disse di creare gli elementi pesanti a suo piacimento.
E Hoyle decise di creare gli elementi pesanti nelle stelle e di disperderli
attraverso le esplosioni di supernovae. […]
E così, con l’aiuto di Dio, Hoyle creò gli elementi pesanti in questo
modo, ma fu talmente complicato che oggi né Hoyle né Dio né
nessun altro riescono a capire esattamente come sia stato possibile.
Amen” (G. Gamow)
17/09/2016 61
Combustione dell’He
Venne previsto un processo altamente
improbabile, l’incontro contempo-
raneo di tre corpi
Il processo 3 a
L’incontro deve avvenire entro 2,6 10-6
sec
In un ambiente ricco di He, a pressione
elevatissima e ad una temperatura
superiore a 100.000.000 °K4He + 4He 8Be 8Be + 4He 12C + g ( 7,367 MeV)
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 62
Superato il collo di bottiglia!
Momento decisivo nella storia della materia, dell’Universo e
della vita
“Il carbonio, infatti, è un elemento singolare: è il solo che
sappia legarsi con se stesso in lunghe catene stabili senza
grande spesa di energia, ed alla vita sulla terra occorrono
appunto lunghe catene.” (Primo Levi, Il sistema periodico,
1975)
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Come si sono formati
tutti gli altri elementi?
Le fucine in cui sono stati forgiati sono le STELLE
B2FH
Alte temperature per tempi molto lunghi 17/09/2016 63
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 64
Fase di post-sequenza
per stelle massicce
Se la massa è tale da
innescare la fusione
dell’He, questo si
trasformerà in C e
alla fine si creerà
una struttura a
“cipolla” con nuclei
concentrici di H, He,
C, O ………
Fino a?
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
a Erc - Ralsalgheti
Questo è l’aspetto esteriore,
Ma dentro…..
4 (1H) → 4He + energia
3 (4He) → 12C + energia
4He + 12C → 16O + energia12C + 12C → 24Mg + energia16O + 16O → 32S + energia28Si + 7 (4He) → 54Ni + energia
………….. → Fe
17/09/2016 Evoluzione stellare 65
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Stelle di grande massa
17/09/2016 66
Quando si arresta il processo
Fino a quando non si
formerà un nucleo di Fe,
a questo punto il processo
si arresta, perché a
partire dal Fe non esiste
nessuna reazione in
grado di fornire l’energia
necessaria a sostenere la
struttura della stella:
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 67
la stella crolla ed esplodeIl ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Supernovae di tipo IICina, anno 1054
17/09/2016 68
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
17/09/2016 69
La stessa stella oggiIl ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Abbondanze relative
C, N sono prodotti in gran parte nelle stelle di massa
intermedia
O, Ne, Mg, Al, Si, S, Ar e Ca prodotti principalmente nel
nucleo delle stelle massicce
Elementi del picco del Fe nelle esplosioni di SN, assieme agli
elementi Au, Ag e Pt e gli elementi più pesanti
Polvere di stelle
17/09/2016 70
Il ‘900 - L’evoluzione delle scienze
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
La spettroscopia permise di
affrontare, con nuovi elemen-
ti un grande dibattito sulla
natura delle nebulose, sulla
struttura della Galassia e
sulle dimensioni
dell’Universo
Le prime nebulose
Nel 1612 Marius osser-
va la “nebulosa” di
Andromeda
e nel 1619 Cysat osserva
la nebulosa di Orione
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Cataloghi di oggetti nebulari
• 1771 Messier
Catalogo di oltre 100
oggetti non stellari
• 1864 Herschel
General Catalogue GC
(5079 oggetti)
• 1888 Dreyer New
General Catalogue
NGC (7840)
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Nebulose a spirale
Parson (Lord Rosse) nel
1845 osservo' la prima
struttura a spirale in una
nebulosa dei Cani da
Caccia e successiva-
mente ne scoprì altre.
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Le vere nebulose
Nel XIX sec. molte nebulose furono risolte in stelle, mentre altre si dimostrarono costituite da gas
Si formarono due partiti e il dibattito divenne acceso
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Il velo del
Cigno
Le ragioni degli uni
• Osservazioni di asserite varia-zioni di luminosità e di forma
• Osservazioni spettroscopiche di nebulose che davano spettri di gas
• La loro distribuzione evita il piano galattico (non si conosceva l'estinzione dovuta al materiale interstellare) quindi devono essere associate alla Galassia.
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Le ragioni degli uni
17/09/2016 Il '900 77
Nel 1885 fu osservata una "Nova" in M31 la cui luminosità raggiunse 1/10 di quella dell'intera nebulosa, questo rendeva impensabile che la nebulosa fosse un sistema come la Galassia formata da miliardi di stelle.
Successivamente il confronto con la nova Persei galattica, osservata nel 1901, diede una distanza molto inferiore alla realta', il che fece concludere che M31 doveva appartenere alla Galassia
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
….e quelle degli altritro
La tesi dei sistemi estragalatticifu invece sostenuta da Curtis,che contro l'argomento più validodegli avversari, la distribuzioneasimmetrica, portò sue osserva-zioni di bande scure di materialeassorbente nelle nebulose aspirale viste di taglio, il cheportava ipotizzare che se talemateriale fosse presente anchenella Galassia, questo avrebbeportato all'inibizione di osservareoggetti extragalattici lungo ilpiano galattico.
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Lo scontro
Lo scontro sfocio' nel 1920 in dibattito pubblico tenutosi a
Washington alla National Academy of Sciences:
la tesi dei sistemi galattici fu sostenuta da Shapley, valente
astronomo, a cui si dovevano la teoria delle pulsazioni delle
cefeidi e la misura della distanza degli ammassi globulari.
17/09/2016 Il '900 79
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Le misure di Miss Leavitt
1909 - 1912
Misurando le variazioni
di luminosità delle stelle di
tipo Cefeide della Grande
“Nebulosa” di Magellano,
Miss Leavitt era stata in
grado di rilevare un
legame fra periodo di
variazione e luminosità
della stella
Mv = -2,87 logP – 1,40
La distanza di Andromeda
Dalla misura della distanza di
una cefeide come campione,
fatta proprio da Shapley, nel
1923 Hubble, usando il tele-
scopio da 252 cm. di Mt.
Wilson, fu in grado di identi-
ficare una cefeide in M31 e
dalla relazione di Miss Lea-
vitt e ne pote' dedurre la
distanza :
106 a. l.
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
La struttura dell’Universo
Siamo decisamente
fuori dalla nostra
Galassia, quindi
l’universo risulta
formato da tante
galassie, isolate o in
ammassi, ciascuna
delle quali formate
da miliardi di stelle
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Inizia lo studio dell’evoluzione
Nel 1912 Slipher osservò lo sposta-
mento verso il rosso delle righe di
una galassia a spirale.
Nel 1922 Friedmann ricavò dalla
relatività generale che l’Universo
doveva essere in espansione, in con-
trasto con quello statico di Einstein
Altrettanto, ma indipendentemente
Lemaitre sviluppò le equazioni di
quello che poi fu con disprezzo
chiamato Big Bang
17/09/2016 Il '900 83
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
La dinamica delle galassie
Prescindendo dal Gruppo Locale,
dove la dinamica è determinata
dalle reciproche attrazioni, il moto
delle galassie nel suo complesso è
altrettanto interessante.
Hubble nel 1929 fu in grado di mi-
surare la distanza di molte galassie
e notò che tutte presentavano un
moto di allontanamento proporzio-
nale alla distanza v=H0D:
L’universo è in espansione?
17/09/2016 Il '900 84
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Ma un’espansione comporta…
La radiazione a 3°K (in effetti
2,726°K) è una delle conferme della
teoria del Big Bang:
Questo pone il problema dell’origine,
dell’evoluzione e della fine dell’uni-
verso.
L’universo ha avuto origine da una
tremenda esplosione circa 13,73 mi-
liardi di anni fa e si sta espandendo
Fino a dove?
17/09/2016 Il '900 85
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
17/09/2016 86
Tutto l’universo si sia originato da un’unica enorme esplosione iniziale.
La fisica non dispone dei mezzi, né teorici né tanto meno tecnici, per
descrivere quello che avvenne nei primi 10-43 secondi dall’inizio del Big
Bang, quindi non ha senso domandare cosa sia avvenuto prima di questo
momento.
D’altra parte, essendo tutto nato con il Big Bang, compreso lo spazio e il
tempo, è ancora più improponibile la domanda di cosa ci fosse prima del
Big Bang, risulta infatti impossibile ragionare in termini fisici, cioè di
spazio e tempo, prima che questi si siano formati.
La teoria del Big Bang
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
17/09/2016 87
Un minuto dopo il Big Bang
Negli anni settanta, quando comincia ad affermarsi la teoria del Big
Bang, i calcoli dell’andamento della temperatura e della pressione dopo
l’esplosione iniziale portano ad affermare che un minuto dopo
l’esplosione, la T e P sono calate abbastanza da permettere la formazione
di protoni e neutroni (questo è un punto delicato ancora molto discusso)
con un’abbondanza che può essere calcolata.
T = 1033 °K
Ovviamente si avevano più protoni che neutroni, dato che questi ultimi
sono molto instabili, con periodo di dimezzamento di 15 minuti
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
17/09/2016 88
I protoni e i neutroni liberi sono meno stabili dei nuclei di elio e quindi sono portati a
formare He4++,
ma la formazione dell’elio richiede come passo intermedio la formazione di deuterio e,
durante la nucleosintesi primordiale, la temperatura è più alta dell’energia nucleare del
deuterio, quindi ogni nucleo di deuterio che si forma viene distrutto.
la formazione dell’elio 4 è ritardata fino a quando la temperatura non scende sotto T=0,1
MeV, dopo di che si comincia a formare deuterio.
Subito dopo, a tre minuti dal Big Bang, l’Universo diventa troppo freddo per far avvenire
fusioni nucleari.
A questo punto l’abbondanza degli elementi è fissata:
74% H, 25% He, 1% D, tracce di Li e Be
Primi problemi
eV= en.elettrone
accelerato da d.d.p
di 1Volt
T = EV/k, con k cost. di
Boltzmann 8,6 10-5
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
l’Universo primordiale era molto povero di specie chimiche
3 minuti dopo il Big Bang
H+ 74%He++ 25%D+ 1%Altri tracce
17/09/2016 89
H
He
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
17/09/2016 90
Dopo 3 minuti
Per alcune centinaia di migliaia di anni, non successe più niente di
interessante, tranne il fatto che l’Universo continuò a espandersi e
raffreddarsi. Ma quando finalmente la temperatura raggiunse le poche
migliaia di gradi gli elettroni (380.000 anni), che fino ad allora
avevano vagato liberi, rallentando, consentirono ai nuclei di legarli a
se e formare i primi atomi neutri, ovviamente di H e He.
Da questo momento l’Universo divenne trasparente alla radiazione,
mentre la materia comincio ad addensarsi sotto l’azione della gravità.
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Era della materia
Diametro: 100 milioni di anni luce
Temperatura: 3000 °k
Tempo: 379 000 anni
Nell'era della materia, i fotoni rimasti si
disaccopiarono dalla materia, formando la
radiazione cosmica di fondo.
Le asimmetrie nella distribuzione della
materia cominciarono ad attrarre altra
materia e cominciarono a formarsi stelle e
galassie.
L'era della materia perdura ancora da circa
13,7 miliardi di anni.
17/09/2016 Il '900 91
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
17/09/2016 92
Come saranno fatte le stelle di prima generazione ?
(quelle che noi chiamiamo di Popolazione III e che ancora non sono state
trovate)
Dovrebbero essere formate unicamente di H e He
Mentre si sono osservate stelle con molti meno elementi pesanti del Sole
(Popolazione di disco), ma già più evolute (Popolazione II)
Si formano le galassie e le
prime stelle
17/09/2016 93
Il primo dubbio che gli elementi più pesanti dell’He si siano
formati nel centro delle stelle si ebbe negli anni ‘50 , quando
furono osservate, nell’atmosfera di una stella, le righe del
Tecnezio (numero atomico 43), l’elemento radioattivo prodotto
artificialmente nel 1937 da Segrè.
Questo elemento decade molto velocemente (la sua vita media è
di soli 2,6 milioni di anni) e quindi quello osservato doveva
essersi prodotto nella stella.
Elementi pesanti?
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Il futuro?
In effetti l’universo in espansione deve fare
i conti con il contrasto dell’attrazione
gravitazionale della massa che esso
contiene.
Ma la massa della materia osservabile è solo
un decimo di quella necessaria per frenare
l’espansione, quindi per questo l’espansione
dovrebbe proseguire all’infinito, anche se
rallentata
17/09/2016 Il '900 94
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Ma c’è qualcosa che non torna
Confrontando un classico moto kepleriano (sistema planetario) e il moto della
materia e delle stelle della Galassia, si nota immediatamente una differenza
17/09/2016 Il '900 95
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
La materia oscura
Per giustificare un tale
andamento occorre postulare
l’esistenza all’interno e ma
soprattutto all’esterno della
Galassia di una grande quan-
tità di materia invisibile e
irrilevabile se non per i suoi
effetti gravitazionali, e per
questo chiamata:
Materia oscura
17/09/2016 Il '900 96
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Il Gruppo Locale
Questo spiega anche il fat-
to che le galassie tendono a
riunirsi in gruppi che sem-
brano legati gravitazional-
mente, come l’ammasso del-
la Vergine, o come il nostro
gruppo locale, che riunisce
una trentina di galassie at-
torno alle due più massicce,
Andromeda e la Via
Lattea
17/09/2016 Il '900 97
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Energia oscura
Anche a questo punto nasce un
nuovo problema: molti indizi fra
cui il più importante sono le su-
pernove di tipo Ia, indicano che
l’espansione dell’Universo sta
accelerando.
Einstein, per ragioni ideologiche
(voleva un universo statico),
aveva introdotto un termine che
contrastasse l’azione della massa
del rallentare l’espansione.
17/09/2016 Il '900 98
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
Quando entra in gioco
Ora si chiama in causa una forma di energia, di natura sconosciuta (da
qui energia oscura) che ha cominciato a far sentire la sua presenza circa 5
- 6 miliardi di anni fa, quando la materia presente nell’universo (barionica
e oscura) si è abbastanza diluita da perdere forza nel frenamento dell’e-
spansione.
17/09/2016 Il '900 99
Il ‘900 – Lo studio dell’Universo
‘900 - La nuova planetologia
Parlando di strumentazione ho tra-
scurato le sonde che, a partire dalle
prime sonde lunari Luna e Pioneer
del 1959, hanno percorso il sistema
solare in lungo e largo.
Inizialmente queste erano solo una
nuova forma di «guerra fredda» per
dimostrare la propria tecnologia, ma
i risultati hanno rivoluzionato le
nostre conoscenze del sistema sola-
re, dando vigore allo studio della
planetologia che ai miei tempi non
si insegnava più neanche nei corsi di
Astronomia17/09/2016 Il '900 100
La sonda Cassini - Huygens
Le sonde
Ho fatto un rapido conto, dovreb-
bero essere 153 le sonde lanciate
nello spazio, che ci hanno portato
un numero incredibile di nuovi e
inaspettati risultati su tutti i corpi
del sistema solare (manca Plutone
verso cui sta viaggiando la sonda
New Orizons, partita nel 2006 e
che dovrebbe arrivare nel 2015, alla
velocità di 58.536 km/h), compresi
asteroidi e comete‘
17/09/2016 Il '900 101
‘900 - La nuova planetologia
Opportunity
su Marte
Il Sole visto
da SOHO
I principali risultati
Abbiamo così compreso la struttura, la na-
tura e l’evoluzione della Luna.
Le sonde ci hanno permesso di vedere la fac-
cia nascosta (Luna 3 - 1959)
E le missioni Apollo ci hanno portato cam-
pioni che ci hanno indicato la sua origine.
17/09/2016 Il '900 102
‘900 - La nuova planetologia
Marte
Molte sonde sono andate verso e su
Marte, dandoci informazioni note-
voli sulla struttura del pianeta e
sulla storia evolutiva del pianeta
17/09/2016 Il '900 103
Venere - Mercurio
Ma numerose sono state anche le
sonde inviate verso Venere, a
partire dal Mariner 10 (1973)
che, nel suo viaggio verso
Mercurio, ha mostrato la prima
immagine del pianeta.
Ma non si è trattato di una
passeggiata solo il Venera 9
riesce ad atterrare (1975)
17/09/2016 Il '900 104
‘900 - La nuova planetologia
I Voyager – 1977
Nel 1977 furono lanciate due sonde
gemelle che ci portarono immagini e
informazioni su Giove e Saturno e i
loro sistemi satellitari
17/09/2016 Il '900 105
‘900 - La nuova planetologia
Urano - Nettuno
Visto il successo della prima sonda
il Voyager 2 fu dirottato verso
Urano (1986),
Con i suoi sottili anelli
E poi verso Nettuno (1989)
17/09/2016 Il '900 106
‘900 - La nuova planetologia
Asteroidi
Nel 1991 la sonda Galileo osserva il
primo asteroide della fascia da
vicino Gaspa
e Ida
Antecedentemente (1986) la sonda
Giotto si è avvinata a 596 km dal-
la cometa di Halley
17/09/2016 Il '900 107
‘900 - La nuova planetologia
La fascia di Kuiper
Con il 2000 comincia a delinearsi la
consistenza della fascia di Kuiper,
di cui noi conosciamo dal 1936 Plu-
tone e il suo satellite Caronte,
Attualmente ne conosciamo circa
800, di cui alcuni grandi come
Plutone, ma non ci si dovrebbe
meravigliare se si trovassero corpi
delle dimensioni della Terra
Per esempio Eris (2006) è più gran-
de di Plutone (2.326 km)
17/09/2016 Il '900 108
‘900 - La nuova planetologia
I pianeti extrasolari
Ma a partire dal 1995 Mayor e
Queloz furono in grado di annun-
ciare la scoperata del primo pianeta
attorno ad una stella diversa dal
Sole (51 Peg).
Attualmente si conoscono 923 pia-
neti attorno ad altre stelle, ovvia-
mente i metodi usati privilegiano la
scoperta di pianeti giganti e vicini
alla stella, ma attualmente siamo
17/09/2016 Il '900 109
‘900 - La nuova planetologia
arrivati a pianeti simili alla Terra, rocciosi e in zona abitabile, per esempio
Kepler-62
E adesso non manca altro che trovare la vita fuori
della Terra
F i n e
17/09/2016 Il '900 110
